Le mouvement dans un champ de gravitation, c’est quoi ? Comment savoir à quelle hauteur mettre en orbite les satellites ? Pourquoi les satellites géostationnaires (météo principalement) restent toujours au dessus du même point au-dessus de la Terre ? Comment peut-on prévoir le passage des comètes avec plusieurs siècles d’avance ? Nous verrons tout cela à travers les lois de la gravitation et ce qu’elles impliquent dans le mouvement des astres au-dessus de nos têtes.
Les lois de Kepler
Tout d’abord, pour décrire le mouvement des planètes, nous allons introduire la notion d’orbite. Il s’agit de la trajectoire que dessine un corps céleste (un corps céleste peut être une planète, une étoile, une lune ou un satellite. Il s’agit d’un objet qui se déplace dans l’espace).
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Première loi de Kepler
Dans le référentiel héliocentrique, la trajectoire des planètes est une ellipse dont le soleil est l’un des foyers.
Remarques : Le péricentre est le point de l’orbite le plus proche de l’astre central. Si l’astre central est le Soleil, on parle de périhélie, si l’astre central est la Terre, c’est le périgée.
L’apocentre est le point de l’orbite le plus éloigné de l’astre central. Si l’astre central est le Soleil, on parle d’aphélie, si l’astre central est la Terre, c’est l’apogée.
Deuxième loi de Kepler ou loi des aires
Énoncée en 1609, elle permet de caractériser la vitesse du mouvement des corps célestes sur leurs orbites.
Dans le référentiel héliocentrique, des aires égales sont balayées dans des temps égaux.
Les aires A2 et A1 sont égales et il faut alors le même temps pour que le point M passe du point F au point E qu’il passe du point D au point C. Le rayon-vecteur (qui relie le centre de l’astre au centre du corps) balaie des aires égales en des temps égaux.
On approche grâce à ce schéma de l’idée de la représentation de la gravitation dans les livres de physique. Plus on est proche du soleil, plus la planète va vite. Pour comprendre intuitivement cette idée, imaginez que l’espace est un grand drap que vous tendez à ses extrémités. Placez alors une boule de pétanque pour représenter le soleil, en lançant une bille plus petite sur ce drap (qui représentera la Terre) vous verrez que la bille va plus vite dans un espace plus creux (et donc plus proche de la boule de pétanque) qu’un espace plat (la bille est “attirée” par la boule de pétanque). Cette description de l’espace bien qu’un peu farfelue est en fait à la base de la théorie de la relativité générale d’un certain Albert Einstein.
On appelle période de révolution le temps que met un corps céleste à parcourir son orbite autour de l’astre central (la période de révolution de la Terre est d’environ 365,25 jours).
Troisième loi de Kepler ou loi des périodes
Cette loi, énoncée en 1618, permet de relier directement la période de révolution d’un corps céleste autour d’un astre sans faire intervenir la masse du corps céleste en question. Cette loi est fondamentale en mécanique spatiale : elle permet aux ingénieurs de connaître la hauteur à laquelle il faut mettre en orbite les satellites.
On note R le demi grand-axe de l’orbite d’un corps céleste autour de l’astre S. On a alors la formule suivante : 
Dans le cadre de la mécanique classique et d’un mouvement circulaire uniforme , on obtient :
Avec 
, la constante de gravitation. Ms la masse de l’astre central et T la période de révolution du corps céleste.
Expression de la loi de la gravitation universelle
On note A et B deux corps en interaction. La force d’attraction de A sur B est donnée par la relation suivante :
Il s’agit d’une force attractive, les masses sont exprimées en kilogrammes, la distance en mètres et G en 
.
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Étude du mouvement dans un champ de gravitation
Le mouvement d’un objet en orbite autour d’un astre est toujours une ellipse. Dans certains cas, cette ellipse est un cercle (ou presque), comme par exemple l’orbite de la Terre dans le référentiel héliocentrique.
Dans un orbite circulaire, tous les points de la trajectoire sont à la même distance de l’astre, donc le corps a toujours la même vitesse, le mouvement est circulaire uniforme
Considérons le mouvement circulaire de la Terre autour du Soleil (on notera bien la démarche qui sera toujours la même dans un exercice de mécanique céleste) :
Système étudié : Terre de masse 
Référentiel d’étude : héliocentrique supposé galiléen (pour appliquer les lois de Newton)
Inventaire des forces extérieures :
Force de gravité 
exercée par le Soleil sur la Terre
Comme la masse de la Terre est constante, d’après la deuxième loi de Newton :
Or la force de gravité s’écrit de la manière suivante (on retire le signe moins parce que le vecteur pointe déjà vers l’astre, et il faut toujours faire attention au signe et vérifier pour être sûr de ce qu’on écrit) :
On a donc :
En utilisant le repère de Frenet. Or en écrivant les différentes composantes, on obtient que : 
Alors d’après le repère de Frenet, 
= 0 donc v est constante.
On obtient alors le résultat suivant : SI la trajectoire d’un objet en orbite gravitationnelle est circulaire alors son mouvement est uniforme.
On peut ensuite déterminer la vitesse de rotation de la Terre.
L’accélération est uniquement normale, toujours dirigée vers l’astre, donc que d’une certaine manière, la Terre est comme en chute libre permanente mais sa vitesse de rotation autour du Soleil l’empêche de tomber.
On a par Frenet :
D’où :
On cherche maintenant à retrouver la période de révolution de la Terre.
Le périmètre de l’orbite décrit est égal à 
Puis en utilisant l’expression de la vitesse alors trouvé précédemment, on obtient :
D’où :
On retrouve en passant au carré la troisième loi de Kepler :
Exercice :
À quelle altitude h sont placés les satellites géostationnaires ? Rappel : Un satellite géostationnaire reste toujours au-dessus de la même position sur Terre dans le plan de l’équateur (il est comme relié par une tige invisible et verticale au-dessus d’un point de l’équateur).
Résolution :
Il faut poser le problème :
Système étudié : Satellite de masse 
Référentiel d’étude : géocentrique supposé galiléen (pour appliquer les lois de Newton)
Inventaire des forces extérieures :
Force de gravité exercée par la Terre sur le satellite
On utilise la troisième loi de Kepler avec R le rayon de la Terre et h la hauteur entre le satellite et la surface terrestre.
On a donc : 
(Attention, il s’agit ici de la masse de la Terre et non celle du Soleil)
Ce qui donne ensuite : 
On obtient donc une hauteur de 36 000 km.
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